Procés de combustió de silici

En astrofísica, la crema de silici és una seqüència molt breu de reaccions de fusió nuclear que ocorren en estreles massives en un mínim d'aproximadament 8 a 11 masses solars. La crema de silici és l'etapa final de fusió d'estreles massives que s'han quedat sense els combustibles que les alimenten durant les seues llargues vides en la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. És successor de les etapes anteriors dels processos de crema d'hidrogen, heli, carbono, neó i oxigen.

La crema de silici comença quan la contracció gravitacional eleva la temperatura del núcleu de l'estrela a 2.7-3.5 mil millons de kelvin ( GK ). La temperatura exacta depén de la massa. Quan una estrela ha completat la fase de combustió de silici, ya no és possible realisar més fusions. L'estrela colapsa catastróficamente i pot explotar en lo que es coneix com supernova de Tipo II .

Seqüència de fusió nuclear i fotodesintegración del silici.

Una volta que una estrela completa el procés de crema d'oxigen, el seu núcleu es compon principalment de silici i sofre. Si té una massa suficientment alta, es contrau encara més fins que el seu núcleu alcança temperatures en el ranc de 2.7 a 3.5 GK (230 a 300 keV ). A estes temperatures, el silici i atres elements poden fotodesintegrarse, emetent un protó o una partícula alfa. La crema de silici es produïx per mig de reordenamiento per fotodesintegración, que crea nous elements per mig del processe alfa, agregant una d'estes partícules alfa lliberades (l'equivalent a un núcleu d'heli) per pas de captura en la següent seqüència (no es mostra la fotoexpulsión):

	28Si + 4He	→	32S
	32Si + 4He	→	36Ar
	36Ar + 4He	→	40Ca
	40Ca + 4He	→	44Tu
	44Tu + 4He	→	48Cr
	48Cr + 4He	→	52Fe
	52Fe + 4He	→	56Ni

Encara que en teoria la cadena podria continuar, els passos posteriors al níquel-56 són molt manco exotèrmics i la temperatura és tan alta que la fotodesintegración impedix seguir alvançant.

La seqüència de combustió del silici dura aproximadament un dia abans de ser colpejada per l'ona de choc provocada pel colapse del núcleu de l'estrela. La combustió es torna molt més ràpida a temperatura elevada i es deté només quan la cadena de reordenamiento s'ha convertit en níquel-56 o es deté per mig de l'expulsió i el refredat de la supernova. El níquel-56 es desintegra primer en cobalt-56 i després en ferro-56, en vides miges de 6 i 77 dies respectivament, pero açò succeïx més tart, perque només hi ha minuts disponibles dins del núcleu d'una estrela massiva. L'estrela s'ha quedat sense combustible nuclear i en qüestió de minuts el seu núcleu comença a contraure's.^{cita requerida}

Durant esta fase de la contracció, l'energia potencial de la contracció gravitacional calfa l'interior a 5 GK (430 keV) i este s'opon i retarda la contracció. No obstant, ya que no es pot generar energia tèrmica adicional per mig de noves reaccions de fusió, la contracció final sense oposició s'accelera ràpidament fins a convertir-se en un colapse que dura només uns segons. La porció central de l'estrela ara està esclafada en un núcleu de neutrons en una temperatura que s'eleva encara més a 100 GK (8,6 MeV) que es gela ràpidament fins a convertir-se en una estrela de neutrons si la massa de l'estrela és inferior a 20 masses solars. entre 20 masses solars i 40–50 masses solars , la reculada del material farà que el núcleu de neutrons colapse encara més en un forat negre . Les capes exteriors de l'estrela són expulsades en una explosió coneguda com supernova Tipo II que dura de dies a mesos. L'explosió de supernova llibera una gran racha de neutrons, que poden sintetisar en aproximadament un segon aproximadament la mitat del suministrament d'elements de l'univers que són més pesats que el ferro, a través d'una ràpida seqüència de captura de neutrons coneguda com processe r (a on " r" significa captura "ràpida" de neutrons).

Energia d'enllaç

Archiu:Binding energy curve - common isotopes.svg

Curva d'energia d'enllaç

Este gràfic mostra l'energia d'enllaç per nucleón de varis nucleidos. L'energia d'enllaç és la diferència entre l'energia dels protones i neutrons lliures i l'energia del nucleido. Si el producte o productes d'una reacció tenen major energia d'enllaç per nucleón que el reactiu o reactius, llavors la reacció és exotèrmica (llibera energia) i pot continuar, encara que açò és vàlit només per a reaccions que no canvien el número de protones o neutrons (sense reaccions de força dèbil). Com pot vore's, els nucleidos llaugers com el deuteri o l'heli lliberen grans cantitats d'energia (un gran aument en l'energia d'unió) quan es combinen per a formar elements més pesats: el procés de fusió. Pel contrari, els elements pesats com l'urani lliberen energia quan es dividixen en elements més llaugers: el procés de fissió nuclear . En les estreles, la nucleosíntesis ràpida es produïx afegint núcleus d'heli (partícules alfa) a núcleus més pesats. Com es va mencionar anteriorment, este procés termina al voltant d'una massa atòmica 56. La desintegració del níquel-56 explica la gran cantitat de ferro-56 que s'observa en els meteorits metàlics i en els núcleus de planetes rocosos.